Galaktisk tidevand - Galactic tide
En galaktisk tidevand er en tidevandskraft, der opleves af genstande, der er underlagt tyngdefeltet i en galakse såsom Mælkevejen . Særlige interesseområder vedrørende galaktiske tidevand inkluderer galaktiske kollisioner , afbrydelse af dværg- eller satellitgalakser og Mælkevejens tidevandseffekt på Oort-skyen i solsystemet .
Effekter på eksterne galakser
Galaxy kollisioner
Tidevandskræfter er afhængige af gravitationsfeltets gradient snarere end dets styrke, og tidevandseffekter er derfor normalt begrænset til de umiddelbare omgivelser i en galakse. To store galakser, der gennemgår kollisioner eller passerer i nærheden af hinanden, vil blive udsat for meget store tidevandskræfter, der ofte producerer de mest visuelt slående demonstrationer af galaktiske tidevand i aktion.
To interagerende galakser vil sjældent (hvis nogensinde) kollidere frontalt, og tidevandskræfterne vil forvride hver galakse langs en akse, der peger omtrent mod og væk fra dens forstyrrelse. Da de to galakser kort kredser om hinanden, vil disse forvrængede regioner, der trækkes væk fra hovedlegemet i hver galakse, blive forskubbet af galaksenes differentielle rotation og kastet ud i det intergalaktiske rum og danner tidevandshaler . Sådanne haler er typisk stærkt buede. Hvis en hale ser ud til at være lige, ses den sandsynligvis kant på. Stjernerne og gasen, der udgør halerne, vil være trukket fra de let forvrængede galaktiske skiver (eller andre ekstremiteter) i den ene eller begge kroppe snarere end de tyngdekraftsbundne galaktiske centre. To meget fremtrædende eksempler på kollisioner, der producerer tidevandshaler, er musegalakser og antenne-galakser .
Ligesom månen hæver to tidevand på modsatte sider af jorden, så producerer en galaktisk tidevand to arme i sin galaktiske ledsager. Mens der dannes en stor hale, hvis den forstyrrede galakse er lig med eller mindre massiv end sin partner, hvis den er betydeligt mere massiv end den forstyrrende galakse, vil den bageste arm være relativt lille, og den ledende arm, undertiden kaldet en bro , vil være mere fremtrædende. Tidevandsbroer er typisk sværere at skelne end tidevandshaler: i første omgang kan broen blive absorberet af den forbipasserende galakse eller den resulterende fusionerede galakse, hvilket gør den synlig i en kortere varighed end en typisk stor hale. For det andet, hvis en af de to galakser er i forgrunden, kan den anden galakse - og broen mellem dem - være delvis skjult. Sammen kan disse effekter gøre det svært at se, hvor den ene galakse slutter, og den næste begynder. Tidevandsløkker , hvor en hale slutter sig til sin modergalakse i begge ender, er stadig sjældnere.
Satellitinteraktioner
Fordi tidevandseffekter er stærkest i umiddelbar nærhed af en galakse, er det især sandsynligt, at satellitgalakser påvirkes. En sådan ekstern kraft på en satellit kan frembringe ordnede bevægelser inden i den, hvilket fører til observerbare effekter i stor skala: Den indvendige struktur og bevægelser fra en dværg-satellitgalakse kan blive hårdt påvirket af en galaktisk tidevand, hvilket inducerer rotation (som med tidevandet i Jordens have) eller et unormalt forhold mellem masse og lysstyrke . Satellitgalakser kan også udsættes for den samme tidevandsstripning, der forekommer i galaktiske kollisioner, hvor stjerner og gas reves fra ekstremiteterne i en galakse, muligvis for at blive absorberet af dens ledsager. Dværggalaksen M32 , en satellitgalakse fra Andromeda , kan have mistet sine spiralarme på grund af tidevandsstripping, mens en høj stjernedannelseshastighed i den resterende kerne kan være resultatet af tidevandsinducerede bevægelser af de resterende molekylære skyer (Fordi tidevandskræfter kan ælt og komprimer de interstellære gasskyer inde i galakser, de inducerer store mængder stjernedannelse i små satellitter.)
Strippemekanismen er den samme som mellem to sammenlignelige galakser, skønt dens forholdsvis svage tyngdefelt sikrer, at kun satellitten, ikke værtsgalaksen, påvirkes. Hvis satellitten er meget lille sammenlignet med værten, er tidsproduktionshalerne sandsynligvis symmetriske og følger en meget lignende bane, der effektivt sporer satellitens sti. Men hvis satellitten er rimelig stor - typisk over en ti tusindedel af dens værts masse - så kan satellitens egen tyngdekraft påvirke halerne, bryde symmetrien og fremskynde halerne i forskellige retninger. Den resulterende struktur er afhængig af både massen og kredsløb af satellitten, og massen og struktur formodede galaktiske halo omkring værten, og kan tilvejebringe et middel til at probe det mørke stof potentiale af en galakse såsom Mælkevejen.
Over mange baner i dets modergalakse, eller hvis kredsløbet passerer for tæt på den, kan en dværgsatellit til sidst blive fuldstændig forstyrret for at danne en tidevandsstrøm af stjerner og gas, der ombrydes omkring den større krop. Det er blevet antydet, at de udvidede skiver af gas og stjerner omkring nogle galakser, såsom Andromeda, kan være resultatet af den komplette tidevandsforstyrrelse (og efterfølgende fusion med modergalaksen) af en dværg-satellitgalakse.
Virkninger på kroppe i en galakse
Tidevandseffekter er også til stede i en galakse, hvor deres gradienter sandsynligvis er mest stejle. Dette kan få konsekvenser for dannelsen af stjerner og planetariske systemer . Typisk vil en stjernes tyngdekraft dominere i sit eget system, hvor kun passage af andre stjerner i væsentlig grad påvirker dynamikken. Imidlertid er stjernens tyngdekraft ved systemets ydre rækkevidde svag, og galaktiske tidevand kan være signifikant. I solsystemet ligger den teoretiske Oort-sky , der er kilde til de fleste langvarige kometer , i denne overgangsregion.
Oort-skyen er en stor skal, der omgiver solsystemet, muligvis over et lysår i radius. På en så stor afstand spiller gradienten af Mælkevejens tyngdefelt en langt mere mærkbar rolle. På grund af denne gradient kan galaktiske tidevand derefter deformere en ellers sfærisk Oort-sky, der strækker skyen i retning af det galaktiske centrum og komprimerer den langs de to andre akser, ligesom Jorden udvider sig som reaktion på Månens tyngdekraft.
Solens tyngdekraft er tilstrækkelig svag i en sådan afstand, at disse små galaktiske forstyrrelser er nok til at fjerne nogle planetesimals fra sådanne fjerne baner og sende dem mod solen og planeterne ved markant at reducere deres perihelia . En sådan krop, der består af en sten- og isblanding, ville blive en komet, når den udsættes for den øgede solstråling, der findes i det indre solsystem.
Det er blevet foreslået, at den galaktiske tidevand også kan bidrage til dannelsen af en Oort-sky ved at øge perihelia af planetesimals med store aphelia . Dette viser, at virkningerne af den galaktiske tidevand er ret komplekse og afhænger stærkt af adfærden for individuelle objekter i et planetarisk system. Kumulativt kan effekten imidlertid være ret signifikant; op til 90% af alle kometer, der stammer fra en Oort-sky, kan være resultatet af den galaktiske tidevand.